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Sonnenrotation Die Sonne rotiert um ihre eigene Achse im gleichen Sinn in welchem auch ihre Planeten sie umlaufen Als Ga

Sonnenrotation

Die Sonne rotiert um ihre eigene Achse im gleichen Sinn, in welchem auch ihre Planeten sie umlaufen. Als Gasball rotiert sie nicht einheitlich, sondern am Äquator deutlich schneller als an den Polen. Zudem erhält man je nach Messmethode verschiedene Ergebnisse, da sie unter der Oberfläche schneller rotiert. Konventionell wird eine siderische Rotationsdauer von 25,38 Tagen angegeben, was der durchschnittlichen Bewegung von Sonnenflecken bei einer heliografischen Breite von 26° entspricht. Die synodische Rotationsdauer (bezogen auf die Erde) beträgt im Mittel etwa 27,28 Tage.

Die Rotationsachse der Sonne ist um 7,25° gegen die Ekliptik geneigt.

Grundlagen Bearbeiten

Die signifikante Rotation der Sonne und fast aller Objekte im Universum ist häufig auf eine Kontraktion während ihrer Entstehung zurückzuführen: Im Allgemeinen bewegen sich die Bestandteile der kontrahierenden Staub- und Gaswolken nicht genau auf den Schwerpunkt zu, sondern besitzen demgegenüber einen Drehimpuls. Bei der Kontraktion verringert sich der Abstand zum Schwerpunkt, so dass wegen der Drehimpulserhaltung die Rotationsgeschwindigkeit zunimmt (siehe Pirouetteneffekt).

Die Sonne hat eine wesentlich langsamere Rotation als die meisten anderen Sterne, was mit der besonderen Ausprägung des Sonnensystems zusammenhängen könnte (große Entfernung der Planeten).

Differentielle Rotation Bearbeiten

An der Tachocline bei etwa 0,7 des Sonnenradius beginnt die differentielle Rotation der Sonne.

Als rotierender Gasball rotiert die Sonne nicht wie ein Festkörper mit starrer Rotation, sondern hat – wie um 1800 anhand der Sonnenflecken festgestellt wurde – eine differentielle Rotation: am Äquator rotiert sie schneller als in der Nähe der Pole.

Dies wurde im 18. Jahrhundert vermutet und 1863 von R. C. Carrington sowie von Gustav Spörer genau untersucht. Ergebnis: die Umlaufperiode von Sonnenflecken in der Äquatorregion beträgt etwa 25 Tage, von jenen auf 45° Breite 27 Tage, in Polnähe über 31 Tage.

Die genaue Abhängigkeit der Rotationsgeschwindigkeit  von der heliografischen Breite  kann durch ein empirisches Gesetz mit den Konstanten , und beschrieben werden, das von Carrington aufgestellt wurde:

Die drei Konstanten haben jeweils auch die Einheit einer Rotationsgeschwindigkeit.

Aus der Beobachtung der Doppler-Verschiebung der Spektrallinien ergibt sich als Zusammenhang:

Aus der Beobachtung von Sonnenflecken erhält man:

Der Unterschied in den Konstanten weist darauf hin, dass die Sonne im Inneren schneller rotiert als außen in der Photosphäre und deswegen auch die Sonnenflecken (die an die Magnetfelder, die im Inneren entstehen, gebunden sind) schneller rotieren als das Photosphärengas.

Zusätzlich zur Breiten- und Tiefenabhängigkeit der Rotation (zwischen 24 und über 35 Tagen) variiert die Rotationsrate auch leicht im Zyklus der Sonnenfleckenaktivität.

Es existiert noch keine vollständige Theorie der Sonnenrotation.

Nummerierung Bearbeiten

Von R. C. Carrington wurde auf Basis der Sonnenfleckenbeobachtung eine Rotationszählung eingeführt, die eine mittlere synodische Periode von etwa 27,2753 Tagen zu Grunde legt und am 9. November 1853 um 21:38 UTC mit der Sonnenrotation Nr. 1 begann.

Auf Basis von Julius Bartels’ Untersuchungen zur geomagnetischen Aktivität wurde eine weitere Rotationszählung mit exakt 27 Tagen Periodendauer eingeführt, die ab dem 8. Februar 1832 zählte.

Auswirkung auf das Sonnenmagnetfeld Bearbeiten

Die „Parkerspirale“, benannt nach Eugene N. Parker

Durch die Sonnenrotation erhält das Sonnenmagnetfeld, welches vom Sonnenwind nach außen geleitet wird, die Form einer Spirale, die mit einer Umlaufzeit von etwa 25 Tagen rotiert.

Siehe auch Bearbeiten

Einzelnachweise Bearbeiten

  1. Wilcox Solar Observatory (Stanford): Carrington and Bartels Calendars
  2. Hannu Koskinen: Physics of Space Storms: From the Solar Surface to the Earth. Springer Science & Business Media, 2011, ISBN 3-642-00319-2, S. 9 (eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche).
  3. WSO: Carrington and Bartels Calendars (englisch)
  4. (Memento vom 4. Juli 2008 im Internet Archive)
  5. Bartels, J. (1934): Twenty-Seven Day Recurrences in Terrestrial-Magnetic and Solar Activity, 1923–1933, Terrestrial Magnetism and Atmospheric Electricity 39: 201–202a.

Literatur Bearbeiten

  • Arnold Hanslmeier: Einführung in Astronomie und Astrophysik, 3. Auflage 2014, ISBN 978-3-642-37699-3
  • Joachim Gürtler und Johann Dorschner: Das Sonnensystem. Barth, Leipzig – Berlin – Heidelberg 1993. ISBN 3-335-00281-4

Weblinks Bearbeiten

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Die Sonne rotiert um ihre eigene Achse im gleichen Sinn in welchem auch ihre Planeten sie umlaufen Als Gasball rotiert sie nicht einheitlich sondern am Aquator deutlich schneller als an den Polen Zudem erhalt man je nach Messmethode verschiedene Ergebnisse da sie unter der Oberflache schneller rotiert Konventionell wird eine siderische Rotationsdauer von 25 38 Tagen angegeben was der durchschnittlichen Bewegung von Sonnenflecken bei einer heliografischen Breite von 26 entspricht Die synodische Rotationsdauer bezogen auf die Erde betragt im Mittel etwa 27 28 Tage 1 Die Rotationsachse der Sonne ist um 7 25 gegen die Ekliptik geneigt Inhaltsverzeichnis 1 Grundlagen 2 Differentielle Rotation 3 Nummerierung 4 Auswirkung auf das Sonnenmagnetfeld 5 Siehe auch 6 Einzelnachweise 7 Literatur 8 WeblinksGrundlagen BearbeitenDie signifikante Rotation der Sonne und fast aller Objekte im Universum ist haufig auf eine Kontraktion wahrend ihrer Entstehung zuruckzufuhren Im Allgemeinen bewegen sich die Bestandteile der kontrahierenden Staub und Gaswolken nicht genau auf den Schwerpunkt zu sondern besitzen demgegenuber einen Drehimpuls Bei der Kontraktion verringert sich der Abstand zum Schwerpunkt so dass wegen der Drehimpulserhaltung die Rotationsgeschwindigkeit zunimmt siehe Pirouetteneffekt Die Sonne hat eine wesentlich langsamere Rotation als die meisten anderen Sterne was mit der besonderen Auspragung des Sonnensystems zusammenhangen konnte grosse Entfernung der Planeten Differentielle Rotation Bearbeiten nbsp An der Tachocline bei etwa 0 7 des Sonnenradius beginnt die differentielle Rotation der Sonne Als rotierender Gasball rotiert die Sonne nicht wie ein Festkorper mit starrer Rotation sondern hat wie um 1800 anhand der Sonnenflecken festgestellt wurde eine differentielle Rotation am Aquator rotiert sie schneller als in der Nahe der Pole Dies wurde im 18 Jahrhundert vermutet und 1863 von R C Carrington sowie von Gustav Sporer genau untersucht Ergebnis die Umlaufperiode von Sonnenflecken in der Aquatorregion betragt etwa 25 Tage von jenen auf 45 Breite 27 Tage in Polnahe uber 31 Tage Die genaue Abhangigkeit der Rotationsgeschwindigkeit W displaystyle Omega nbsp von der heliografischen Breite b displaystyle beta nbsp kann durch ein empirisches Gesetz mit den Konstanten A displaystyle A nbsp B displaystyle B nbsp und C displaystyle C nbsp beschrieben werden das von Carrington aufgestellt wurde 2 W A B sin 2 b C sin 4 b displaystyle Omega A B sin 2 beta C sin 4 beta nbsp Die drei Konstanten haben jeweils auch die Einheit 1 a displaystyle 1 mathrm a nbsp einer Rotationsgeschwindigkeit Aus der Beobachtung der Doppler Verschiebung der Spektrallinien ergibt sich als Zusammenhang W D 13 9 1 a 1 76 1 a sin 2 b 2 21 1 a sin 4 b displaystyle Omega mathrm D 13 9 frac 1 mathrm a 1 76 frac 1 mathrm a sin 2 beta 2 21 frac 1 mathrm a sin 4 beta nbsp Aus der Beobachtung von Sonnenflecken erhalt man W F 14 4 1 a 2 8 1 a sin 2 b displaystyle Omega mathrm F 14 4 frac 1 mathrm a 2 8 frac 1 mathrm a sin 2 beta nbsp Der Unterschied in den Konstanten weist darauf hin dass die Sonne im Inneren schneller rotiert als aussen in der Photosphare und deswegen auch die Sonnenflecken die an die Magnetfelder die im Inneren entstehen gebunden sind schneller rotieren als das Photospharengas Zusatzlich zur Breiten und Tiefenabhangigkeit der Rotation zwischen 24 und uber 35 Tagen variiert die Rotationsrate auch leicht im Zyklus der Sonnenfleckenaktivitat Es existiert noch keine vollstandige Theorie der Sonnenrotation Nummerierung BearbeitenVon R C Carrington wurde auf Basis der Sonnenfleckenbeobachtung eine Rotationszahlung eingefuhrt die eine mittlere synodische Periode von etwa 27 2753 Tagen zu Grunde legt und am 9 November 1853 um 21 38 UTC mit der Sonnenrotation Nr 1 begann Auf Basis von Julius Bartels Untersuchungen zur geomagnetischen Aktivitat wurde eine weitere Rotationszahlung mit exakt 27 Tagen Periodendauer eingefuhrt die ab dem 8 Februar 1832 zahlte 3 4 5 Auswirkung auf das Sonnenmagnetfeld Bearbeiten nbsp Die Parkerspirale benannt nach Eugene N ParkerDurch die Sonnenrotation erhalt das Sonnenmagnetfeld welches vom Sonnenwind nach aussen geleitet wird die Form einer Spirale die mit einer Umlaufzeit von etwa 25 Tagen rotiert Siehe auch BearbeitenTachocline RegionEinzelnachweise Bearbeiten Wilcox Solar Observatory Stanford Carrington and Bartels Calendars Hannu Koskinen Physics of Space Storms From the Solar Surface to the Earth Springer Science amp Business Media 2011 ISBN 3 642 00319 2 S 9 eingeschrankte Vorschau in der Google Buchsuche WSO Carrington and Bartels Calendars englisch Carrington sche Sonnenrotation Memento vom 4 Juli 2008 im Internet Archive Bartels J 1934 Twenty Seven Day Recurrences in Terrestrial Magnetic and Solar Activity 1923 1933 Terrestrial Magnetism and Atmospheric Electricity 39 201 202a Literatur BearbeitenArnold Hanslmeier Einfuhrung in Astronomie und Astrophysik 3 Auflage 2014 ISBN 978 3 642 37699 3 Joachim Gurtler und Johann Dorschner Das Sonnensystem Barth Leipzig Berlin Heidelberg 1993 ISBN 3 335 00281 4Weblinks BearbeitenEine Animation der ausseren Sonnenrotation englisch Abgerufen von https de wikipedia org w index php title Sonnenrotation amp oldid 239453663